Detectores en Astronomía (visible)

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1 Detectores en Astronomía (visible)
1. Radiación electromagnética, Espectro de la radiación, BB, QE 2.Historia 3.Ojo humano 4.Placas fotográficas 5.Foto-multiplicadores 6.CCD Por: Justo Sánchez 19/10/2006

2 Radiación Electromagnética
La radiación electromagnética es una combinación de campos eléctricos y magnéticos oscilantes, perpendiculares entre si, y que no necesitan ningún medio para propagarse. Se puede entender como dos campos E y H que se auto alimentan mutuamente sin perdida, y además su dirección de avance es perpendicular a los dos a la vez. Las ecuaciones que gobiernan las ondas electromagnéticas son las de Maxwell, que en el vacío se simplifican, dando como resultado que allí la velocidad de la luz es de km/s.

3 Radiación Electromagnética
Dependiendo del fenómeno estudiado, la radiación electromagnética se puede considerar como onda o como corpúsculos o partículas llamados fotones. Si se considera como una onda se cumple Donde la longitud de onda λ y la frecuencia de oscilación v, están relacionadas por una constante que es c la velocidad de la luz en el vacío. Si se considera como corpúsculo se cumple Donde E = energía del fotón, h = cte. de Planck y ν = frecuencia de la onda La diferencia entre partícula (algo físico que ocupa un lugar y tiene una masa) y onda (algo que se extiende por el espacio con una velocidad pero sin masa), queda bien explicado por la mecánica cuántica, que propone que no hay diferencias fundamentales entre partículas y ondas, así las partículas pueden comportarse como ondas y viceversa. De Broglie postuló las ondas de materia, es decir toda materia tiene una onda asociada a ella que se cumple Donde p es la cantidad de movimiento (m×v) y h es la cte. de Planck

4 Espectro electromagnético
El Espectro electromagnético es el conjunto de ondas electromagnéticas que emiten o absorben una sustancia. El espectro es único para cada sustancia, y puede ser estudiado son los espectroscopios. Ordenados de menor a mayor longitud de onda serían: rayos cósmicos, rayos gamma, rayos X, ultravioleta, visible, infrarrojo y radio, sus características:

5 Cuerpo negro Cuerpo negro se llama al objeto que absorbe toda la luz y toda la energía incidente, sin embargo el cuerpo negro emite luz de acuerdo a un modelo físico llamado radiación del cuerpo negro. El espectro de emisión del cuerpo negro, solo depende de la temperatura del mismo, y sigue un perfil de mayor energía a menor longitud de onda, sin embargo con la mecánica clásica se predice una tendencia al infinito conocida como catástrofe ultravioleta. Max Planck propuso que la radiación se transmitía en paquetes de energía llamados cuantos. El problema de la catástrofe fue así resuelto La ley de Planck relaciona la intensidad de radiación emitida por un cuerpo negro a una temperatura T en Kelvins, ver al lado. Donde h es la cte de Planck, v es la frecuencia de la radiación, k es la cte de Boltzmann Einstein postuló el efecto fotoeléctrico basándose en la teoría de cuantos de Planck, ambos estudios sirvieron de base a la mecánica cuántica.

6 Cuerpo negro La ley de Wien dice a que longitud de onda se produce un máximo en la radiación, en función de T, y viene escrita al lado. Las leyes de Planck y Wien del cuerpo negro se aplican en Astronomía, en concreto a las estrellas, aunque son malas para explicar fotosferas, etc. También se aplican a la radiación de fondo que proviene del Big Bang, y en otros casos. Aplicadas al sol: sabemos que su temperatura es de 5780 Kelvin lo que nos da una temperatura de 500nm de acuerdo a la ley de Wien, esto coincide con el verde. Sin embargo debido a la difusión de Rayleigh de la luz a través de la atmósfera, la componente azul se separa distribuyéndose por la bóveda celeste y el Sol aparece amarillento. Aplicadas a la radiación de fondo: el 13 de enero de 1990 el astrofísico John C. Mather anunció al mundo el resultado de la medición del espectro de la radiación cósmica de fondo obtenida por el proyecto COBE de la NASA. Resultó ser exactamente un espectro de un cuerpo negro correspondiente a una temperatura de kelvin. John Mather y George Smoot acaban de ganar el Nobel de física en este mes (Oct. 2006), por sus: “Investigaciones que ayudaron a arrojar luz sobre los primeros momentos del Universo”

7 Eficiencia cuántica La eficiencia cuántica de un material se define como el porcentaje de fotones absorbidos por el mismo que son capaces de generar pares electrón – hueco en el material, frente al total de fotones absorbidos. La QE Varia de un elemento a otro, y es mayor cuando el material esta en el vacío. También depende de la temperatura, procesos químicos sobre la superficie, etc. En cuanto a detectores las placas fotográficas no pasan del 10% mientras que las modernas CCD llegan al casi al 100%. Para diferentes longitudes de onda del fotón podemos tener QE diferentes, así que lo mas usual es dar una gráfica de QE frente a Longitud de onda a una temperatura determinada. Mas adelante hablaremos de QE aplicadas a foto-multiplicadores y a CCDs

8 historia La historia de los detectores usados en astronomía, siempre ha supuesto al hombre y al ojo humano como el primero, pero esto no es rigurosamente verdad, ya que mucho antes que los homínidos empezaran a patear por el Valle del Ritz, otros animales ya habían “observado”, “aprendido” y “memorizado” en sus cerebros pautas del sol, de la luna o de las estrellas, con las que conseguían llevar a cabo sus migraciones. En el aprendizaje instintivo intervienen mecanismos neurofisiológicos heredables y adquiridos por un largo proceso de selección natural. Ej. Las aves y las abejas se guían por el sol. El hombre siempre ha observado el cielo, y lo ha representado, el primer objeto con inscripciones astronómicas que se conoce data del paleolítico ( A.C.) y representa varias secuencias de lunaciones mediante 28 o 29 marcas talladas en huesos. En las cuevas de Lascaux y Altamira aparecen figuras que tienen relación con la estrellas. Prácticamente todos los pueblos (Mayas, Jemeles, Chinos, Egipcios, etc) han hecho mapas de cielo con distintos fines (calendarios, lugares de culto, predicciones etc). El invento del telescopio data de 1608, entre los meses de Septiembre y Octubre se tienen varias referencias del invento del telescopio. Este honor lo comparten Hans Lippershey y otros, Hans solicitó la patente del invento, que no fue concedida por el Consejo de Estado de la Haya. Galileo fue el primero que dibujó en papel lo que veía a través del telescopio (luna, planetas, lunas de Júpiter, Saturno, etc) A partir de entonces la mayoría de los detectores usados en astrónimia, se adaptaron en el foco del telescopio, para ganar luz. Fotografía: Desde su descubrimiento en 1816 se vienen usando a la salida del telescopio o de los instrumentos. Se basan en el cambio de propiedades químicas de algunas sales, cuando son expuestas a la luz.

9 historia Foto-multiplicadores: se basan en el efecto fotoeléctrico, por el cual un electrón es arrancado de un material a la llegada de un fotón, que puede así ser cuantificado como corriente eléctrica, si se aplica distinto potencial al material donante del electrón y al receptor. Electronografía: se basan en los dos efectos anteriores, primero un fotón incide sobre un material donante de electrones, situado detrás de la ventana de una cámara al vacío, el electrón arrancado del cátodo es acelerado y reenfocado sobre el ánodo, delante del cual hay una película fotográfica sensible a los electrones. La placa una vez expuesta, se saca de la cámara al vacío y se revela. No fue muy usada por lo engorroso de su trabajo. La foto es la tierra vista desde la luna entre 125 y 160 nm con una cámara electronográfica que llevaba el Apollo XVI

10 historia Foto-multiplicadores microcanal: si tomamos un foto-multiplicador, lo estrechamos hasta el tamaño de un alfiler, colocamos muchos de ellos y los empaquetamos al vacío, habremos creado un “microchanel plate” o foto-multiplicador microcanal, el principio de cada uno de ellos es el mismo un foto cátodo sensible a los fotones, que arrancan un electrón que viaja por dentro del microcanal y un ánodo sobre el que podemos leer la cantidad de electrones convertidos de los fotones. El tipo de ánodo nos define entonces que tipo de fotomultiplicador tenemos, así: si el ánodo es resistivo en x-y de manera que podemos conocer la posición donde ha llegado el electrón llamaremos Mepsicron, si el ánodo no es mas que un recubrimiento de fósforo donde se forma la imagen que podemos ver al ojo lo llamaremos tubo intensificador de imagen si en el ánodo colocamos un CCD con lectura de imagen del evento, lo llamamos IPCS o integral photon counting system.

11 historia Discretos: fotodiodos, fotoresistencias, bolómetros son detectores que varían sus características en presencia de luz y que podemos leer polarizandolos adecuadamente, los bolómetros, InSb son sensibles en el IR . CCD (inventados en 1969 por Smith y Boyle de la Bell Lab.): son dispositivos de silicio sobre el que se han creado regiones o pozos, donde los fotones son atrapados y reconvertidos a electrones, que después pueden ser leídos de manera secuencial por filas y columnas mediante la variación de potencial en micro-electrodos. APS o sensor CMOS: es parecido al CCD, pero se diferencian en que amplifican junto al pozo de potencial la señal contenida allí, a costa de perder un poco de área sensible, los “de color”, aprovechan este área muerta con micro-lentes delante y un filtro de Bayer, que nos permiten sacar la imagen con los tres colores básicos directamente del chip, también se pueden leer mas rápido. CID: se trata de una cadena de detectores discretos puestos en una o dos dimensiones, y que permiten ser leídos direccionandolos, sin destruir la carga. Ven desde 185nm, admiten “Rad. Hard”, buen antiblooming, no IR fringing. Mosaicos IR son un tipo hibrido entre CCD y CID, se basan en crear matrices de sensores discretos, que son leídas de forma secuencial, si agrupamos muchas de estas matrices, podemos obtener devices hasta de 2048*2048 pixeles (18 micras). Se pueden leer por muchas puertas a la vez (una por matriz). Ej El Hawaii 2 de Rockwell puede ser leido hasta por 32 puertas. El Vista 2k*2k de Raytheon puede ser leído hasta por 16 puertas a la vez.

12 El ojo humano Los ojos como detectores de luz que hay en la naturaleza, van desde los simples , que solo detectan si hay mas o menos luz, y los compuestos: 1º- los de los insectos que dan una imagen en mosaico del mundo exterior, 2º- los de la mayoría de los vertebrados, que se basan en la proyección de la imagen en una retina, que es sensible a la luz. El ojo humano es de forma casi esférica que se llama esclerótica de unos 2cm diámetro, La luz sigue el camino óptico a través de: la cornea transparente, provee de 2/3 de la capacidad de enfoque del ojo. el humor transparente, es un liquido de menos densidad que el humor vítreo, su principal función es regular la tensión ocular. el iris o diafragma variable, es un músculo que permite adaptar a las condiciones de luz, variando su diámetro entre 2 y 8 mm aprox. el cristalino o lente variable, compuesta de agua, grasa y proteínas, esta lente absorbe un 8% de la luz el humor vítreo, es 99,98% agua, el resto sales. y la retina o parte sensible a la luz donde están los elementos sensibles: conos y bastones. Además en el ojo están el nervio óptico que transporta las señales al cerebro, los vasos sanguíneos que permiten alimentar las células, los músculos internos, etc. Donde el nervio óptico entra en el ojo, se llama zona ciega o papila del ojo (1.5 a 2 mm), ya que ahí no hay células detectoras. Adaptación del cristalino para enfocar un objeto lejano y cercano, sin defectos, pero haberlos, hailos: Los defectos ópticos: miopía, hipermetropía, astigmatismo, estrabismo, presbicia, etc Los defectos cromáticos: acromatopsia, daltonismo, Las enfermedades: ceguera, cataratas, conjuntivitis, glaucoma, retinopatía, etc.

13 El ojo humano La retina es la parte sensible del ojo, donde se forma la imagen invertida, se encuentra en la parte trasera del ojo y tiene unos 45 mm de diámetro, esta formada por dos tipos de sensores, los conos y los bastones. Los conos (6 a 7 millones en toda la retina) son sensibles al color, su mayor densidad ( /mm2) se encuentran en la zona central o mácula o fóvea (en un área de 3 × 1.5mm, elíptica), en una formación hexagonal casi perfecta, en ella existen tres tipos de conos: rojos, verdes y azules que nos permiten la visión en color, además son los que nos dan la agudeza visual, que viene dada por tres factores: 1º los conos son mas pequeños en tamaño 2º están densamente colocados en la fóvea y los vasos sanguíneos que los alimentan son pequeños y riegan radialmente. 3º en su centro dentro un diámetro de 0.5mm, incluso los vasos sanguíneos no son apreciables y es donde se da mayor transparencia, mayor densidad, y por lo tanto mayor agudeza. Por el contrario necesitan mucha luz para trabajar, es la zona de visión fotocópica o de luz brillante.

14 El ojo humano Los bastones, son las células sensoras mas sensibles a la luz, se concentran por toda la retina alrededor de la fóvea, pero con una densidad variable pero menor (una media de bastones/mm2) que los conos, por lo que aquí la agudeza visual es menor. Son unos 100 millones y forman la llamada visión escotópica o de luz tenue. Los conos y bastones tienen un tiempo de adaptación a luz tenue después de haber tenido una exposición a luz intensa que es la llamada adaptación a la oscuridad, ejemplo si pasamos de luz muy fuerte a luz muy débil después de 1, 20 y 40 minutos hemos ganado un factor 10, y respectivamente en sensibilidad, la curva se muestra al lado. El nervio óptico tiene 1.2 millones de axones y mantiene las comunicaciones de 100 millones de bastones y 7 millones de conos, esto lo hace con un multiplexado que gobierna el cerebro, de manera automática en función de que estamos mirando en cada momento. Ademas el cerebro procesa las imágenes y va “guardando” las zonas anexas previsualizadas, de manera que cuando queremos conocer detalles de estas zonas no hace falta mucha “CPU”, ya que se trata de un “refresco” sobre esa zona. Todo esto, y mas, lo hace automáticamente, y sin darse importancia. Detector Densidad Elem. detector/mm2 OJO conos , bastones , CCD 22 micras/pixel 2066 CCD 18 micras/pixel 3086 CCD 15 micras/pixel 4444

15 Placas fotográficas En 1816 Niépce consigue la primera foto (heliograbado). El procedimiento lo mejora en 1831 Daguerre con una capa sensible a la luz sobre un sustrato. En Astronomía se usa desde poco después 1858 Warren De La Rue inventa el fotoheliógrafo, dispositivo para fotografiar el Sol. 1863 Henri Draper primera fotografía de la Luna.   1872 Henri Draper primera fotografía del espectro de una estrella (Vega).

16 Placas fotográficas Las placas fotográficas tuvieron su mejor uso para hacer catálogos o atlas de cielo. El primer catalogo de estrellas fue hecho en China 900 A.C. y contiene 800 estrellas Hasta hace poco las placas hechas en palomar POSS 1 entre en el Telescopio Oschin 84” eran la referencia como atlas en la mayoría de los observatorios del mundo. Las placas se usaron con dos emulsiones en el rojo y azul (103aO y 103aF ), solo contienen los objetos del hemisferio norte, además adjuntan una transparencia con coordenadas y nombres de los objetos de la placa, y otras informaciónes.

17 Placas fotográficas La reacción química en que se basa la fotografía es la fijación de un electrón a un ión de una película: los granos o cristales de AgBr (o AgI) consisten en una red cristalina de cationes Ag(+) y aniones Br(-). Algunos de los huecos que posee la red cristalina están ocupados por cationes Ag(+), que debido a la energía térmica que posee la red no ocupan su posición normal en la red, sino que constituyen un defecto de la misma. Al llegar la luz a la red, su energía provoca la cesión de un electrón desde la red al catión Ag(+) que ocupa el hueco, de manera que el catión se reduce y se transforma en un átomo de plata neutro según la reacción: Ag(+) + e(-)--->Ag (atómico) Para astronomía, las placas fotográficas deben cumplir: respuesta en baja luminosidad y linealidad, respuesta homogénea en λ, granulación pequeña y homogénea, estabilidad física del soporte y la emulsión frente a T, P, HR, t, etc. Solo Kodak, gracias a los pedidos importantes de los observatorios de todo el mundo, continuó fabricando este tipo de emulsiones en sustrato de vidrio hasta hace unos años. Las últimas y mejores placas que se usaron fueron las de Kodak para el POSS II “Southern Sky Survey” en principios de los 80, y fueron las IIIaJ (azul), IIIaF (rojo) y IVN (IR cercano). Este catalogo POSS II está digitalizado en el DPOSS. La comparación entre los catálogos POSS I y POSS II de la misma zona del cielo, después de todos los años de separación, ha permitido conocer muchas supernovas no descubiertas hasta entonces, así como cometas y otros objetos. Los catálogos modernos van todos en formato digital.

18 Placas fotográficas Respuesta en luminosidad: al principio los astrónomos se daban cuenta que no era lo mismo exponer una luz en un tiempo, que la mitad de luz en el doble de tiempo, esto se debe a la falta de linealidad o efecto de reciprocidad. Para mejorar esto Talbot y otros se dieron cuenta que calentando la placa inmediatamente antes de la exposición se reducía el efecto pero solo para exposiciones relativamente cortas, Kodak y otros dieron con el procedimiento de la hiper-sensibilización, que no es mas que calentar las placas, pero en atmósfera de N2 o O2 o incluso H2(8%)+N2(92%). La respuesta frente a λ fue mejorando, el problema es que no había una sola emulsión para toda λ, así se tenían como mejores placas las IIIaJ (azul), IIIaF (rojo) y IVN (IR cercano).

19 Placas fotográficas La granulación de las placas que fue disminuyendo, era principal causante de las in-homogeneidades locales (que es claramente apreciable en los surveys descritos), el método seguido para eliminar es hacer varias placas y promediar. Para espectroscopia, las placas se usaban como detector a la salida de las cámaras de los espectrógrafos, pero estas cámaras, normalmente aceptaban placas de tamaños distintos a los estándar fabricados por Kodak (16×16 cm. 24×24 cm. 40 × 40 cm y otros). El procedimiento era cortar estas placas de vidrio en una sala oscura con un diamante a la medida precisa, colocarlas de nuevo en una caja oscura y con la cara de la emulsión identificada. Cuando se ir a observar se cargaba el porta-placas con la placa recortada. Después de exponer al espectro estelar también se exponía al lado un espectro de referencia, y a su vez una parte cercana de la placa usada era expuesta en un calibrador de intensidad alimentado con luz blanca, y expuesta en diferentes intensidades de luz, para recuperar la linealidad frente a intensidad o ley de reciprocidad.

20 Foto-multiplicadores
Los foto-multiplicadores son tubos de vacío, en cuyo interior hay básicamente dos electrodos, polarizados a negativo y positivo, en el primero llamado foto-cátodo (que suele ser un álcali) se produce el efecto fotoeléctrico, cuando la luz incidente arranca un electrón. El electrón es acelerado y atrapado en el ánodo del dispositivo, generando una corriente eléctrica, proporcional a la luz y que podemos medir. Los tubos comerciales, además tienen varios electrodos internos en cascada, llamados dínodos, los cuales son polarizados a tensiones intermedias, y que consiguen multiplicar varias veces el fotó-electrón incidente, produciendo una ganancia y corrientes mayores.

21 Foto-multiplicadores
El efecto fotoeléctrico fue descubierto por Heinrich Hertz, cuando notó que un objeto cargado pierde su carga más fácilmente al ser iluminado por luz ultravioleta. Después fue formulado por Einstein en A partir de entonces lo demostró experimentalmente Robert Millican despues que estuvo experimentando para demostrar que Einstein no tenia razón, sin embargo llegó a la conclusión de que si. Recibieron juntos el Nobel en 1923, la formula es: E = mv2/2 = hν-Ф Que representa la máxima energía cinética que tiene un fotoelectrón emitido. Y no es mas que la energía del cuanto de luz “hν” menos la energía de escape “Ф” del electrón de la superficie del metal, esta última energía depende del material, se mide en electrón-voltios, y es menor si el material se encuentra en el vacío. La distribución de energía de los electrones en un metal a diferente temperatura se muestra en la figura adjunta. Se cumple en 0ºK que hν=Ф y por lo tanto la longitud de onda límite λo=c/ ν =1240/ Ф (nm). El metal del fotocátodo responde de manera diferente en función de la longitud de onda, como se aprecia en la figura. El pico de eficiencia va disminuyendo en respuesta y aumentando en longitud de onda, conforme aumentamos de masa atómica para la serie del Litio en la tabla periódica.

22 Foto-multiplicadores
La eficiencia quántica depende fuertemente del material, la mayoría tienen muy baja QE, que también depende de la longitud de onda, los mejores recubrimientos se acercan a producir un electrón por cada tres fotones llegados. Los procesos que intervienen en la QE de un material foto emisor son: Adsorción del fotón y trasferencia de su energía a un electrón. Desplazamiento del electrón “ya libre” dentro del material hasta el limite con el vacío. Escape del electrón de la barrera de potencial hacia el vacío. Cada uno de estos procesos tienen una perdida que debemos disminuir para conseguir buenos foto-tubos, esto se hace, utilizando metales y semiconductores en los foto cátodos, los primeros porque disminuyen la pérdida por conducción eléctrica y los segundos porque tienen poco “gap” entre las bandas de valencia y de conducción. La experiencia demuestra que los semiconductores son incluso mejores que los metales en los tres puntos anteriores, y por lo tanto mejoran la QE final. La última técnica para mejorar los materiales foto emisores, consiste en coatear o dopar la superficie de los mismos expuesta al vacío con un material con afinidad negativa de electrones, esto hace variar las bandas del material de manera que al electrón le cuesta menos saltar al vacío, y por lo tanto aumenta la QE

23 Foto-multiplicadores
Los materiales de los fotocátodos fueron evolucionando desde el primero llamado S-1 que era de Ag-O-Cs, y con una curva de respuesta muy variable entre 300 y 1000nm . Posteriormente se utilizaron los de Cs3Sb y los multialkali o trialcali como el Na2KSb:Cs. Para astronomía el requerimiento de buena respuesta en longitud de onda, nos da como mejores los multialcali extendidos al rojo (ERMA), que podemos ver en la figura y su comparación con el clásico S-20 El tipo de fotocátodo puede ser opaco (el fotón y electrón chocan y salen de la misma cara) o semitransparente (el fotón choca por delante electrón sale por detrás), en este segundo caso hay mucha energía perdida en atravesar el material, aunque sea muy delgado.

24 Foto-multiplicadores
El material de la ventana es importante ya que según la landa son mas o menos opacos, en el Uv se usa el Sapphire y en el Ir el Cuarzo. Cuando las condiciones de luz son muy bajos, casi todos los foto-tubos presentan corriente de oscuridad, debida a emisiones termoiónicas del foto- cátodo, que son amplificadas en los dínodos, para minimizar estas corrientes, se recurre al enfriado de los tubos. En la figura se muestra varios de ellos a diferentes temperaturas. Los foto-tubos presentan también la llamada emisión secundaria, esto se produce cuando un electrón en el foto-catodo adquiere suficiente energía cinética y salta al vacío, con una baja energía. Recordar que el electrón salta con mas energía si es proporcionada por un fotón incidente (foto-emisión o emisión primaria). El resultado es que en el caso de la emisión secundaria, un evento se disipa con unos tiempos mas rápidos que segundos, y esto hay que tenerlo en cuenta si nuestro foto-tubo se usa en modo conteo de fotones, ajustando el discriminador.

25 Foto-multiplicadores características
Curvas de corriente-voltaje Curvas de landa-respuesta Curvas de ángulo-respuesta Curvas de voltaje-ganancia: El ip21 que se muestra fue el foto-tubo original usado por Johnson en su primer sistema fotométrico. Curva de linealidad luz-amperios salida

26 Foto-multiplicadores características
Estabilidad ganancia-largo plazo Estabilidad ganancia-corto plazo Curvas de ganancia-temperatura Variación ganancia-altura pulso Estabilidad ruido-temperatura

27 Foto-multiplicadores
En Astronomía el modo de uso de los tubos es contando los fotones que llegan es decir, conteo de eventos, la respuesta del foto-multiplicador es muy rápida en el tiempo, incluso si varios dínodos son usados, las variables de trabajo del foto-tubo en modo conteo de fotones son: dark current , valor del alto voltaje a aplicar, ganancia del pre-amplificador y tiempos del discriminador de duración de eventos. La función de transferencia o cuentas del fototubo en función de los fotones llegados seria, por orden: Cuentas en un filtro= f(fotones llegados) × f(filtro color utilizado) × f(QE en la banda de color) × f(HV aplicado) × f(dínodos, ganancia del fototubo a T de trabajo) × f(gain preamplificador) × f(discriminador de pulsos) × f(factor conversión ADC) × f(tiempo integración) El ajuste del punto de trabajo de estas variables depende del uso, así para bajar dark current enfriamos el tubo, si es posible. El discriminador de achura de eventos lo ponemos del orden de a segundos, para quitar lentas emisiones secundarias, los electrones térmicos son mas lentos todavía, del orden de sec. Para el ajuste del alto voltaje y ganancia, se suele usar la búsqueda del mejor “plateau de trabajo”, definido como aquel valor del alto voltaje y ganancia que hacen que el conteo de eventos de una luz estándar sea lineal en un rango grande de HV y Gain. El método práctico es utilizar una fuente estándar y regulada de luz como la de 137Cs. Para un valor de ganancia determinado, subir poco a poco el alto voltaje (dentro de los límites del fabricante).Representar el conteo obtenido frente al alto voltaje, obtenemos gráficas como la figuras. Una vez hecho, se varia la ganancia y se repite el proceso. El mejor punto de trabajo es el que nos proporciona un “plateau” mas estable (alargado). El valor del alto voltaje mejor es el intermedio de la gráfica de ese “plateau”. El plateau depende de la temperatura, es variable en el tiempo, y depende del uso y desgaste del foto-tubo. Es necesario su recalibración de tiempo en tiempo.

28 Foto-multiplicadores
Los tipos usados en Astronomía son de fotocátodo opaco, que son mas sensibles con múltiples dinodos en cascada, como los de la figura. También y dado la posibilidad de miniaturización se usan los de canal continuo, donde los múltiples dinodos se sustituyen por una material resistivo, a lo largo del cual cae de manera continua el alto voltaje aplicado, también se pueden agrupar varios de estos últimos en los llamados microchanel-plate Dado que los fototubos responden a toda landa, para el uso astronómico se necesitan filtros delante, que nos distingan los colores (fotómetros). Se pueden usar dicroicos y varios tubos a la vez a distintas bandas de luz (espectrofotómetros). Su mejor campo de acción es el UV y rayos X, donde las CCD todavía son menos sensibles. Fotómetros “amigos” Fotometro de Ginebra del antiguo telescopio frances en el OSN con fototubo tipo Lallemand de alta ganancia, filtros, registro en papel, etc. People fotómetro del telescopio Steavenson en el OSN con tubo EMI-6865-A, se automatizó en el IAA Fotómetro Strongrem con fototubos, trabaja en varios canales simultaneos, actualmente sigue en uso en el OSN, fue automatizado en el IAA. Fotómetro UBV del Calar Alto con un foto-tubo RCA A y rueda para filtros con el sistema Johnson o Strongrem o Gunn etc. Fue diseñado en Heidelberg por el MPIA.

29 CCD La CCD es un detector de luz de estado sólido, basado en la acumulación de electrones liberados por fotones (efecto fotoeléctrico), en un espacio físico llamado pixel. Estos electrones se trasvasan de manera eficiente al pixel contiguo, con una relojería de filas y columnas, y al final son leídos, dándonos una medida de la luz acumulada. Al contrario que los foto-multiplicadores, estos dispositivos permiten acumular o integrar la carga, hasta un determinado valor, cumplen muy bien la ley de reciprocidad y son lineales en unos márgenes grandes, buen rango dinámico, buena respuesta en landa, se pueden enfriar para bajar su dark current, etc. Fueron inventados en 1969 por Smith y Boyle de la Bell Lab. Que trabajaban sobre un dispositivo de memoria secuencial, que fuera reseteable vía luz UV.

30 CCD Las CCD en astronomía han ido mejorándose, en QE, linealidad, tamaño del Pixel, Gain, Temperatura de trabajo, La QE es el rendimiento de detección de fotones, o sea el cociente fotones leídos/fotones llegados. Es mejor en los CCD “back” que en los “front” iluminated, la razón es que un fotón que llega por delante tiene que atravesar unos electrodos semitransparentes, sin embargo en las iluminados por detrás esta capa es menor y no contiene electrodos. Hay que decir que las CCD no se fabrican “back” del tirón, sino que se selecciona un chip de las mejores Front obtenidas, y se adelgazan por detrás en un proceso que es: Obtención del chip recortado de la oblea de silicio, con los pads de conexión Cementado por la cara de delante a un sustrato de silicio policristalino, donde se han foto impreso en indio unos pads coincidentes con los del chip, y que permiten sacar los electrodos fuera del sandwich creado. El contacto eléctrico se asegura calentando y presionandolo. El sándwich se vuelve a cementar por el lado del silicio policristalino a un soporte físico mas rígido, que asegura la estabilidad total del dispositivo. Se colocan electrodos de salida a los pads creados, y se comprueba que hay conexión eléctrica del dispositivo. Comienza el proceso de adelgazado, primero con un pulido de polvo de aluminio de 12 micras, sobre una superficie rectificada de hierro. Después con un adelgazado por baño químico utilizando una maquina de agitación lineal y una mezcla de acidos. Linealidad: los objetos en general son débiles, la posibilidad de integrar o sumar fotones, fue usado en primer lugar por las placas fotográficas, pero estas no cumplían bien la ley de reciprocidad, por lo cual los errores eran grandes. Las CCD son muy buenas en linealidad, del orden de 0.26% para un rango dinámico de cuentas.

31 CCD modos de lectura Dependiendo de la aplicación o del aparato donde un chip CCD se encuentre instalado, tenemos varias maneras de leerlo: 1 Low scan: este método de baja velocidad de lectura es necesario cuando trabajamos a bajos niveles de luz y con el CCD frío, de esta manera el Read Noise es menor, el inconveniente es que debemos impedir con un obturador que la luz siga llegando al chip mientras lo leemos, ya que si no se hace, veremos líneas debido al arrastre de carga de cada estrella brillante en el frame. Una manera relativa de ir mas rápido es leer por varios canales o lados de la CCD a la vez, pero para esto, el CCD debe haber sido diseñado así. En este caso la no igualdad de los canales de salida, nos complica un poco todas las imágenes que salen del CCD (Bias, Dark, Cali. Expo. …) 2 Frame transfer: este método se usa con Chips que tienen implementado una área de store donde vuelcan la imagen y leen de ese área, de esta manera nos evitamos el obturador y podemos leer mas rápido, el inconveniente es que el Read Noise es en este caso mayor. Este método se suele usar mas en las CCD de A & G. que pueden ir a incluso a velocidad de video. Una manera relativa de mejorar o integrar la imagen es promediarlas en memoria de ordenador con imágenes anteriores y/o promediando adecuadamente, de esta manera incluso podemos disminuir el efecto de los espurios de luz producidos por el intensificador de luz que se suele poner delante. A continuación una diapos “prestadas” de todo ello.

32 CCD modos de lectura, low scan
El modo mas básico (en Low scan) consiste en todo el área del chip, activo para imagen. En este caso tres líneas de clocks en filas nos permiten sacar la imagen por una sola esquina a través del Shift register. Otras tres líneas a todas las columnas, nos permiten mover hacia abajo cada fila de la imagen sobre la anterior, y la primera sobre el Shift register. Image Area Image area clocks Output Amplifier Serial Register Serial Register clocks

33 CCD modos de lectura, low scan
Un método mas rápido (en Low scan) consiste en dividir el chip en 4 partes, que se leen simultáneamente. Como se ve en la figura utilizando 4 Shift registers y 4 amplificadores, uno en cada esquina del CCD se reduce por 4 el tiempo de lectura de todo el chip. El precio a pagar es la complejidad y el tener que tratar como 4 sub-imágenes a efectos de reducción de la imagen. Suele ser el método común usado cuando tenemos chips grandes. Upper Image area clocks Lower Image area clocks Amplifier C Amplifier A Amplifier B Amplifier D Serial clocks C Serial clocks D Serial clocks A Serial clocks B

34 CCD modos de lectura, frame transfer
Para este modo de lectura (Frame Transfer) el chip tiene que tener implementados los clocs de areas/columnas, de manera que puedan transferir media imagen de la parte superior del chip, a la parte inferior o de memoria que se encuentra detrás de un elemento opaco a la luz. La imagen se pasa de un tacazo de manera que allí la leeremos rápidamente, mientras en el área de imagen se continua la integración del objeto. De esta manera el área útil es la mitad del área total del chip. Los modernos CCDs con esta habilidad suelen tener el área de memoria detrás del área de trabajo. Image area Image area clocks Opaque mask Store area clocks Store area Amplifier Serial clocks

35 CCD modos de lectura, frame transfer
La operación mas en detalle consta de dos fases: En la primera la galaxia ya integrada durante un tiempo de exposición, es pasada al área de memoria rápidamente (milisegundos). Moviendo los clocks de las dos áreas a la vez. Integrating Galaxy Image

36 CCD modos de lectura, frame transfer
En la segunda parte el área de memoria es leída mientras que en el área de trabajo se continúa integrando otra vez el objeto, solo se actua sobre los clocks del área de memoria. El tiempo de integración es todo el ciclo, salvo los pequeños tiempos para hacer copia del área de trabajo a la de memoria. El shuter no es necesario, ya que su influencia es pequeña si el tiempo de volcado anterior es pequeño.

37 CCD Correlated Double Sampler (CDS)
El nivel de corriente que cada electrón produce en el pozo de potencial es del orden de micro voltios, y esto es muy poco para leerlo sin introducir mas ruido, el método mas común es el de Correlated Double Sampler, consiste en hacer dos lecturas sobre un pixel, la primera de una referencia de tensión y la segunda de la señal del pixel, la substracción es el valor querido. Las formas de la señal de control es la siguiente. Vout t Reset feedthrough Reference level Charge dump Signal level

38 . CCD Correlated Double Sampler (CDS) ADC -1 Reset switch
El modelo del CDS se muestra debajo: la señal es preamplificada en el propio chip, el circuito esta gobernado por el controlador del CCD, que no introduce ruido añadido. Solo un cable de señal va del chip al circuito CDS, lo que minimiza también el ruido. El “Reset Noise” no afecta en este método, ya que no leemos el chip durante este tiempo, en que el chip permanece desconectado La salida del circuito va a un conversor ADC y al ordenador. OD OS RD R Reset switch CCD On-chip Amplifier Integrator Pre-Amplifier Inverting Amplifier . -1 Computer Bus ADC Input Switch Polarity Switch

39 CCD Correlated Double Sampler (CDS)
El proceso comienza en t0, que es un poco después del efecto del pulso de reset, En este momento todavía el CCD está desconectado del circuito, la salida del CDS al ADC es cero. t0 t0 Output wave-form of CCD Output voltage of CDS -1

40 CCD Correlated Double Sampler (CDS)
Entre t1 y t2 el CDS se conecta a la referencia, el integrador esta trabajando y la señal de salida es una rampa lineal hacia abajo. t1 t2 t1 t2 Reference window -1

41 CCD Correlated Double Sampler (CDS)
Entre t2 y t3 el integrador se para, el CCD sigue desconectado todavía y la referencia sigue conectada. El voltaje al ADC no varía. t2 t3 t1 t2 t3 -1

42 CCD Correlated Double Sampler (CDS)
Entre t3 y t4 el CDS se conecta a la señal que queremos leer del CCD, la referencia es desconectada, y el integrador se conecta, de manera que el voltaje que tuviera el pixel, pueda ir vaciando el condensador de manera proporcional a su valor. La señal es ya buena al final de este tiempo. La anchura de este ciclo y del de referencia suelen ser los mismos y del orden de 1 a 20 microsegundos. Para un CCD en bajo ruido, las lecturas lentas bajan del Read Noise pero incrementan el tiempo total de lectura. t3 t4 t1 t2 t3 t4 Signal window -1

43 CCD Correlated Double Sampler (CDS)
Ahora solo nos queda leer sobre el ADC el valor del pixel. El numero de bits del conversor nos da la precisión de la señal. 16 bit dan valores mas el cero. Esta lectura se hace desconectando la salida del CCD por orden del CDS. El proceso puede tardar desde una fracción de microsegundo a varias decenas de microsegundos. Este tipo de CDS se llama de doble rampa de integración, Se puede pensar en uno de fijar y muestran pero son mas Ruidosos. t1 t2 t3 t4 Voltage to be digitised -1 ADC

44 CCD fuentes de ruido Las principales fuentes de ruido de un CCD son:
READ NOISE. Es causado por el transistor de salida, y por los circuitos anexos, es en definitiva el mayor ruido, y el que limita la performancia de un CCD, se minimiza incrementando el tiempo de lectura. También con CCD equipadas con MPP se reduce algo. Las CCD científicas tienen un numero de 2 a 5 electrones RMS. El estado del arte son unos nuevos CCD/CMOS híbridos FPA que tienen ruidos de lectura de 2.9 electrones a 30 imágenes por segundo y temperatura ambiente , 100% QE. 2. DARK CURRENT. Es causada por electrones térmicos en el CCD, solo se elimina enfriando el CCD 3. PHOTON NOISE. Llamado ‘Shot Noise’. Es debido al hecho de que el CCD detecta fotones que llegan de manera caótica y de acuerdo a una Poissoniana. Esta fuente de ruido es aleatoria. 4. PIXEL RESPONSE NON-UNIFORMITY. Son los defectos de fabricación de cada pixel, introducidos en la mascara de producción o en el horno de cocción. Suelen desaparecer bastantes con los Flats-Fields.

45 CCD fuentes de ruido FLAT FIELDING BIAS REGIONS
Algunos conceptos importantes. FLAT FIELDING Los Flats Fieds son importantes a la hora de reducir las imágenes astronómicas, se obtienen iluminando el chip con luz uniforme, se pueden obtener a varios niveles de luz y nos dan información de como de inhomogeneos son los pixeles respecto a su ganancia, se obtienen con luz plana de cúpula o con luz de cielo. BIAS REGIONS Son áreas del CCD alrededor del área de trabajo, que por construcción no son expuestas a la luz, nos ofrecen información de como se comportan los pixeles si no tuvieran luz, con respecto al tiempo de integración, Se suelen llamar Overscan. Las CCD suelen tener tres áreas como la figura, de manera que se leen antes y después de una fila con información del objeto o después de la imagen total leida. Nótese que se necesita haber diseñado el Shift- register un poco mas largo que la fila de imagen.

46 CCD fuentes de ruido READ NOISE.
Algunas figuras de las fuentes de ruido de un CCD READ NOISE. Esta causado principalmente por los electrones térmicos en el amplificador. Esto causa pequeños voltajes en la salida del amplificados confundidos como señal, es conocido como ruido de Johnson, se reduce enfriando el amplificador, esto es por lo que la mayoría de los CCDs refigerados, tienen el pre-amplificador justo en el chip. Otro método es bajar en ancho de banda el amplificador, pero esto significa leer mas lento e incrementar el tiempo de lectura. Un compromiso entre velocidad de lectura, temperatura y filtro del amplificador debe ser estudiado para minimizar el ruido Johnson. La grafica representa Read Noise frente al tiempo de exposición para un EEV4280 CCD.

47 CCD fuentes de ruido DARK CURRENT.
Los electrones que se generan en el pozo de potencial por fotones o por saltos térmicos entre la banda de valencia y de conducción son indistinguibles a la hora de su lectura. La corriente de oscuridad puede ser eliminada enfriando mucho el chip (LN2), incluso a niveles menores de 1 electrón térmico por pixel y por hora de exposición. Las CCD a peltier ofrecen ruidos de oscuridad de 0.2 electrones por pixel por segundo . La siguiente gráfica muestra corriente de oscuridad de un TEK1024 CCD en función de la temperatura de funcionamiento.

48 CCD fuentes de ruido PHOTON NOISE.
La manera randon con la que los fotones llegan, esta descrita por una función Posoniana, esta función tiene una figura de ruido típica, que va con la raíz cuadrada del numero de eventos. La manera que tenemos de mejorar el tratamiento para este ruido es indirecto y pasa por tener mas fotones recolectados. Se basa en la medida de la relación señal-ruido. El ruido aumenta en razón a la raíz cuadrada de las cuentas. Noise=SQR (cuentas) SNR= Por ejemplo si una estrella nos produce 10 foto-electrones por segundo, y la observamos 1 segundo, su ruido es 3.2 electrones y su SNR es 3.2. Si la observamos 10 segundos nos da 100 fotoelectrones, su ruido sube a 10 pero SNR sube a 10 también. Lo importante es que ahora la SNR es mejor y de esto se trata siempre en Astronomía. PIXEL RESPONSE NON-UNIFORMITY (PRNU). Si llenamos bastante el pozo de potencial de electrones, el ruido e lectura y el ruido de los fotones es despreciable , entonces la no homogeneidad en la respuesta puede ser observada, esta cifra puede ser del orden del 0.2 % al 2% y es bastante repetitiva, por lo cual el Flat Field lo arregla muy bien. La grafica muestra la variación típica de un EEV4280 CCD muestra variaciones del 2%.

49 CCD tratamiento del ruido
COMO TRATAR LAS FUENTES DE RUIDO. Si tenemos en cuenta que el ruido por no uniformidad es eliminado por un F-F, la ecuación que gobierna el ruido es: En sistemas para Astronomía refrigerados a LN2 por ejemplo, el ruido de oscuridad es despreciable. La ecuación nos muestra que en altos niveles de luz, (como imagen directa de estrellas), el ruido de los fotones es el predominante. En bajos niveles de luz, (como espectroscopia o objetos débiles), el ruido de lectura es el importante. Pro ejemplo un CCD con 5 electrones RMS de ruido de lectura, cuando pasamos de 25 electrones de señal del objeto estamos dominados por el ruido del fotón. Si continuamos hasta un nivel de 100 electrones, el ruido de lectura solo influye un 11% del ruido total. NOISEtotal = (READ NOISE)2 + (PHOTON NOISE)2 +(DARK CURRENT)2

50 CCD Ruido de lectura y ADUs
Se puede determinar el ruido de lectura, usando el método “Photon Transfer” Se necesitan dos imágenes F.F. para eliminar el PRNU o ruido por no uniformidad. El método también nos da la ganancia de la CCD o ADUs que es a razón de electrones por cuenta del ADC conversor El método se basa en la llegada randon Poisoniana de los fotones, y solo requiere un CCD con área de oversacn y un programa capaz de hacer estadísticas de un sub-área del frame. STEP 1 Medir la desviación Standard en las dos áreas de bias de F.F. 1 y F.F. 2 Hacer la media de los dos valores. El resultado es la desviación estándar media= 2 ½ ×NoiseADU expresado el Noise en ADUs. (Noise=desviación estándar/ 2 ½) Bias area 1 Image area 1 Flat Field Image 1. STEP 2 Medir el valor medio de los pixeles en dos áreas de bias y en otras dos áreas de la imagen F.F. 1 Restar MeanBias area 1 de MeanImage area 1 El resultado= MeanADU ,es la media de la señal en ADUs Se repite el paso 2 para la imagen F.F.2 y se comprueba que hay poca diferencia con F.F. 1. Bias area 2 Image area 2 Flat Field Image 2.

51 CCD Ruido de lectura y ADUs
STEP 3 Se restan las dos imágenes para obtener la tercera Image Image = Image 3 Image area 3 STEP 4 Medir la desviación Standard en el área de imagen de la imagen sustraída, el resultado = StdDevADU . La dispersión en los valores de los pixeles en el área la imagen sustraída es debida a la combinación de Read Noise y Photon Noise. STEP 5 Aplicamos la formula: Gain = x MeanADU (StdDevADU ) 2 - (2 x NoiseADU 2). Las unidades de Gain son electrones/ADU, que es inverso a la ganancia en voltaje del sistema.

52 CCD Ruido de lectura y ADUs
STEP 6 El Readout Noise es calculado usando la ganancia: Readout Noiseelectrons= Gain x NoiseADU Precauciones con este método La exposición de los dos F.F. debe ser alta, pero no tanto como para llegar a saturar o no linealidad cuentas puede ser bueno. Es mejor hacer esto en varias ventanas de las imágenes y con varios pares de F.F. diferentes. Cuando la cámara esta detrás de un espectrógrafo por ejemplo, lo anterior es necesario y obligatorio, ya que las posibles áreas de luz homogéneas son mas pequeñas. Si la iluminación no es muy homogénea el método puede fallar.

53 CCD Front, Back y Deep. FRONT: La forma del campo eléctrico dentro del pozo del CCD nos define el grado de calidad o QE del CCD, ya que con bajos campos eléctricos, el electrón capturado puede no ser retenido suficientemente. Este es el caso de los CCDs FRONT iluminados que tienen menor Q.E. Electric potential Potential along this line shown in graph above. Cross section through a thick frontside illuminated CCD In this region the electric potential gradient is fairly low i.e. the electric field is low. Any photo-electrons created in the region of low electric field stand a much higher chance of recombination and loss. There is only a weak external field to sweep apart the photo-electron and the hole it leaves behind.

54 CCD Front, Back y Deep. BACK: En los CCDs finos la luz entra por detrás del chip, previo adelgazamiento. El problema de fringing aparece en estos chips ya que la landa roja, es del orden del grosor del chip y lo atraviesa entero, produciendo una reflexión a nivel de los electrodos, que interfiere con ella misma en el camino de vuelta y nos da los típicos paterns de interferencia en el rojo. Cross section through a thinned CCD Electric potential Electric potential There is now a high electric field throughout the full depth of the CCD. Problem : Thinned CCDs may have good blue response but they become transparent at longer wavelengths; the red response suffers. This volume is etched away during manufacture Red photons can now pass right through the CCD. Photo-electrons created anywhere throughout the depth of the device will now be detected. Thinning is normally essential with backside illuminated CCDs if good blue response is required. Most blue photo-electrons are created within a few nanometers of the surface and if this region is field free, there will be no blue response.

55 CCD Front, Back y Deep. DEEP depletion: o canal profundo tienen las ventajas de los CCDs finos pero con mejor respuesta en el rojo, La solución es un grosor intermedio de un material de silicio de alta resistividad, que hace mas grueso el chip, y por lo tanto mas opaco al rojo. La alta resistividad nos permite que no halla zonas libres de campo por las que se pierdan los electrones capturados. Cross section through a Deep Depletion CCD Electric potential Electric potential Problem : Hi resistivity silicon contains much lower impurity levels than normal. Very few wafer fabrication factories commonly use this material and deep depletion CCDs have to be designed and made to order. Red photons are now absorbed in the thicker bulk of the device. There is now a high electric field throughout the full depth of the CCD. CCDs manufactured in this way are known as Deep depletion CCDs. The name implies that the region of high electric field, also known as the ‘depletion zone’ extends deeply into the device.

56 CCD Eficiencia cuántica
La eficiencia cuántica de un material se define como el porcentaje de fotones absorbidos por el mismo que son capaces de generar pares electrón – hueco en el material, frente al total de fotones absorbidos. La QE Varia de un elemento a otro, y es mayor cuando el material esta en el vacío. También depende de la temperatura, procesos químicos sobre la superficie, etc. En cuanto a detectores las placas fotográficas no pasan del 10% mientras que las modernas CCD llegan al casi al 100%. Para diferentes longitudes de onda del fotón podemos tener QE diferentes, así que lo mas usual es dar una gráfica de QE frente a Longitud de onda a una temperatura determinada. Para mejorar la eficiencia quántica en toda landa de utilizan recubrimientos anti-reflejante, debido a que el Si es muy reflectivo. Pero un buen tratamiento no debe ser tan grueso como para darnos fringing como efecto secundario. Lo ideal es landa/4 de grosor, en la landa central de trabajo del CCD. Dado el índice del aire= 1, el del Si=1.33, y dado el grosor requerido el mejor tratamiento anti-reflejante en medio de ambos debe tener índice de refracción tan alto como 1.9., Por suerte el Oxido de Hafnio es utilizable y casi cumple. A continuación varias diapos de comparaciones con grosores distintos, etc.

57 CCD comparaciones The graph below shows the improved QE response available from a deep depletion CCD. The black curve represents a normal thinned backside illuminated CCD. The Red curve is actual data from a deep depletion chip manufactured by MIT Lincoln Labs. This latter chip is still under development.The blue curve suggests what QE improvements could eventually be realised in the blue end of the spectrum once the process has been perfected.

58 CCD comparaciones

59 CCD obtención QE El método para obtener la QE de un CCD, es en el laboratorio con una luz calibrada un diodo calibrado en un montaje que se muestra. El procedimiento es medir cuanta luz sale de una fuente y llega al detector patrón o calibrado, sin nada en medio, después se hace incidir la luz sobre la superficie del CCD a calibrar, y se mide con el mismo detector patrón la luz reflejada R. Se define: QE<=1-R La linealidad de un CCD se cuantifica iluminando la CCD, y haciendo lecturas continuas, sin cerrar el obturador, obtenemos un corte o rampa que en algún momento deja de ser lineal, a un nivel de cerca de su máximo nivel de cuentas.

60 CCD State of the art El estado del arte de los CCD pasan por hacerlos cada vez mas grandes y/o mas eficientes en mas rango de landa, En al tamaño estamos limitados por el tamaño de la oblea de partida , que hoy por hoy es un Standard, el diámetro es 125mm. Algunas CCD de Fairchild MPP mode, pozo, 4 amplificadores, 100% factor de relleno,

61 CCD State of the art A pesar que casi se ocupa todo el área posible de la oblea, se tienen que diseñar a partir de 4 mascaras, como se ve en la figura para poder implementar mas canales de lectura

62 CCD State of the art En cuanto a la lectura los nuevos CCD/CMOS híbridos FPA. Que es un asembly entre un CCD/CMOS normal pegado a una electronica ROIC a bordo, esta electrónica es en realidad un array de CTIA (Capacitive Transimpedance Amplifier) uno por pixel, sobre un área de store, la cual la podemos leer como queramos, debido a su multiplexado interno. Se eliminan la baja velocidad de lectura a bajas T, El alto ruido de lectura a T normales, limitaciones de potencia en los CCD. El resultado es un ultra sensible CCD para bajo nivel de luz a T ambiente. Características: 2.9 electrones de Read Noise a 30 Frames/sec a 20ºC. La ROIC esta diseñada en tecnología sub-micron (0.35um) puede operar a 40 Mpixel/sec, El paso del pozo de potencial al ROIC, se hace con deposiciones de Indio, y el trasvase se hace en modo MPP para reducir ruido de lectura. Se pueden llegar hasta 200 Frames/sec. El tamaño por ahora es de 1280*1024 pixeles de 12 micras.

63 CCD State of the art The end